WWW.KONFERENCIYA.SELUK.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Конференции, лекции

 

Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |

«ФИЗИКА КОСМОСА Труды 43-й Международной студенческой научной конференции Екатеринбург 3 7 февраля 2014 г. Екатеринбург Издательство Уральского университета 2014 УДК 524.4 Печатается по ...»

-- [ Страница 5 ] --

Вступление в ЕSO означает, что с момента вступления в ЕЮО представители России войдут в Совет ЕЮО и будут участвовать в формировании научной и финансовой стратегии организации. Основные преимущества от вступления России в ЕЮО состоят в следующем:

• в получении отечественными учеными наблюдательного времени на всех инструментах ЕЮО. Квота времени составит около 10 %, пропорционально вложению средств;

• возможности для российских ученых участвовать в решении самых актуальных задач современной науки. Участие в Совете ЕЮО позволит на десятилетия вперед формировать научную стратегию в области мировых астрофизических исследований;

• доступе к новейшим инновационным технологиям: малошумящие усилители с предельными характеристиками, системы связи, детекторы излучения в инфракрасном диапазоне, методы обработки сигналов и др.;

• во включении нашей оптико-механической и электронной промышленности в работы по созданию крупнейших в мире инструментов. Важно отметить, что каждая из стран членов ЕЮО имеет свою квоту (пропорционально взносам) на вклад внутри данной страны в промышленные проекты по созданию современной технической базы для наблюдений;

• позиции в ЕЮО для молодых ученых и аспирантов основа для формирования научных кадров;

• в возможности для наших специалистов занять до 10 % научных и технических позиций в обсерваториях и технических центрах ЕЮО.

Вступительный взнос для нашей страны, рассчитанный по методике ЕЮО, составит около 120 млн евро. ЕЮО может предоставить России 10-летнюю рассрочку по оплате вступительного взноса, обсудить вопрос о замене уплаты части взносов участием России в строительстве телескопа EELT, а также снизить в два раза ежегодные взносы на период в несколько первых лет.

Для начала переговоров по вопросу вхождения в ЕЮО необходимо в ближайшее время создать рабочую группу из заинтересованных организаций и ведомств (Минобрнауки, РАН, Минэкономразвития, Минфин, МИД и др.) с целью выработки позиции России. Переговоры с руководством ЕЮО должны быть организованы не позднее 2014 г., так как наше возможное участие в мегапроектах ALMA и EELT актуально именно в данный период.

Вступление в ЕЮО будет способствовать научному росту молодых астрономов и физиков, за которыми стоит будущее отечественной науки. Понятно, что, как показывает опыт других стран, уже вступивших в ЕЮО, переходный (после вступления в ЕЮО) период будет непростым. Предполагается, что для ускорения и облегчения перехода на новый (мировой) уровень проведения исследований будет создан национальный комитет пользователей, который окажет профессиональную поддержку российским астрономам, в первую очередь молодым.

Вступление в ЕЮО позволит существенно повысить авторитет современной российской науки и России в целом, поскольку именно уровень развития наук физического профиля определяет инновационный потенциал страны и соответственно ее международный авторитет. Немаловажно, что вступление в ЕЮО будет серьезным шагом к интегрированию российских и европейских интересов.

Развитие астрономических исследований Вступление в международную организацию не должно означать закрытия всех автономных отечественных средств и соответствующих научных групп. Без активно работающих в стране институтов и кафедр университетов вступление в ЕЮО лишено смысла. В стране необходимо сохранить научно-технологической среду и возможность подготовки национальных кадров высшей квалификации, которые будут соответствовать уровню работ в ЕЮО. В частности, Специальная астрофизическая обсерватория РАН могла бы стать базовой для подготовки отечественных астрономов к эффективному участию в крупнейших проектах ЕЮО в области наземной оптической астрономии.

Необходимы организация программы целевой поддержки наиболее эффективных из существующих отечественных наземных инструментов, чьи результаты востребованы мировой наукой и, закрытие устаревших установок. Конкретные списки предмет очень серьезного обсуждения, откладывать которое уже нельзя.

Наряду с вступлением в ЕЮО обсуждались и обсуждаются также перспективы участия российских астрономов в других международных проектах, требующих вложения значительных материальных средств и организационных усилий. Прежде всего, к ним относятся затянувшийся на десятилетия российско-узбекский проект радиотелескопа РТ-70 на плато Суффа и радиоастрономический проект SKA в Южной Африке и Австралии. Для завершения строительства РТ-70 понадобится около 40 50 млн долларов. При плановом финансировании телескоп может вступить в строй не ранее 2017 2018 гг. Участие в проекте радиотелескопов SKA, строительство которого может начаться в 2016 г., предполагает долевое участие стран, сравнимое со вступительным взносом в ЕЮО, то есть порядка 100 млн евро. В настоящее время в консорциум SKA входит семь государств при общей стоимости проекта около 1.5 млрд долларов. Однако, несмотря на обсуждение подобных перспектив, на ближайшие десятилетие-два абсолютный приоритет имеет ключевой крупномасштабный проект, необходимый для осуществления представленной выше концепции развития отечественной астрономии. Это вступление в Европейскую Южную Обсерваторию и реализация намеченной научной космической программы.

Работа выполнена при поддержке ФЦП Научные и научнопедагогические кадры инновационной России. Я также выражаю глубокую благодарность Ю. Ю. Балеге и другим коллегам-астрономам за предоставление фактических сведений, за очень заинтересованное и профессиональное обсуждение затронутых вопросов и за совместную выработку конкретных предложений по выводу российской астрономии на мировой уровень.



Астрономический центр Н. Коперника, Торунь, Польша

ПОЗДНИЕ СТАДИИ ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД

ПО НАБЛЮДЕНИЯМ В ИНФРАКРАСНОМ

ДИАПАЗОНЕ (ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ ПРОЕКТОВ

SPITZER, HERSCHEL И РЕЗУЛЬТАТЫ, ПОЛУЧЕННЫЕ

НА ИНТЕРФЕРОМЕТРЕ ALMA)

В моем докладе будут представлены наиболее важные результаты, которые были получены на основании данных с различных инструментов на борту Spitzer Space Telescope, Herschel Space Observatory, и свежие результаты, полученные на интерферометре ALMA.

During my talk I will present the most important results, which were obtained using data from dierent instruments on board of Spitzer Space Telescope, Herschel Space Observatory and most recently from ALMA.

c Щерба Р., Тезисы студенческих докладов

АЛГОРИТМЫ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ГРАНИЧНЫХ ТОЧЕК

ДОВЕРИТЕЛЬНЫХ ОБЛАСТЕЙ В ЗАДАЧАХ

ИССЛЕДОВАНИЯ ДВИЖЕНИЙ МАЛЫХ ТЕЛ

СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

В работе приводится анализ методов определения областей возможных движений малых тел в линейной и нелинейной постановке.

Особое внимание уделено алгоритмам определения граничных точек доверительных областей в нелинейной постановке. Такие задачи возникают как при определении показателей нелинейности, позволяющих правильно выбрать метод построения областей, так и при построении непосредственно самих областей в виде доверительных областей, задаваемых граничными поверхностями. Следует также отметить, что при построении вероятностных областей оценку качества модели возмущающих ускорений в уравнениях движения объекта можно также оценивать с помощью показателя, в котором используется граничная точка доверительной области.

Для нахождения точек граничной поверхности доверительной области в нелинейном случае нами исследовались численные итерационные методы Ньютона, продолжения по параметру, а также прямые методы поиска. Анализ свойств методов был выполнен на основе решения реальных и модельных задач. Проведенное исследование выявило особенности применения метода Ньютона и других итерационных схем. Показано, что начальные приближения (точки), лежащие в параметрическом пространстве в малой окрестности НК-оценки параметров орбит, а также в области, где целевая функция задачи НК резко возрастает, являются особыми. При отображении этих точек на граничную поверхность итерационный процесс метода Ньютона становится численно неустойчивым. Эффективным способом решения задачи в этом случае является комбинированный способ, включающий в себя метод половинного деления и метод Ньютона.

Работа выполнена при финансовой поддержке РФФИ в рамках научного проекта № 12-02-00220-а.

c Баранников Е. А.,

SOLARSUIT СИСТЕМА ВИЗУАЛИЗАЦИИ

ДИНАМИКИ КОСМИЧЕСКИХ ОБЪЕКТОВ

В работе рассмотрена Alpha версия разработанной нами системы визуализации динамики космических объектов SolarSuit.

Данная система позволяет визуализировать движение различных космических объектов планет, астероидов, комет, космических миссий и т. д. В программе доступно несколько методов расчета и отображения положения небесных тел:

• расчет по задаче двух тел (прямой и обратный переход);

• получение координат из заранее рассчитанного файла;

• чтение фондов эфемерид больших планет DE, распространяемых NASA;

• чтение каталога Боуэлла.

SolarSuit позволяет отображать движение объектов и их траектории в трехмерном пространстве. Для тел, добавленных по пользовательскому файлу, существует возможность отображения рассчитанной заранее доверительной области. В системе присутствует удобное управление скоростью визуализации и положением наблюдателя.

Для удобства управления объектами предназначен Менеджер объектов. Он позволяет скрывать тела из визуализации, выключать отображение траектории, а также менять некоторые параметры объектов, такие как имя, описание, цвет визуализации и пр.

Работа SolarSuit рассмотрена на различных примерах и вариантах использования:

• визуализация вероятностной эволюции на примере потенциально опасных астероидов 2008 CK70, 2007 VK184 и 2012 DA14;

• работа задачи двух тел на примере прародителя Челябинского метеорита;

• добавление различных астероидов по каталогу Боуэлла.

Работа выполнена по заданию № 2.4024.2011 Министерства образования и науки Российской Федерации.

c Белей Д. А.,

ДИНАМИКА КРУПНОМАСШТАБНЫХ

ГАЛАКТИЧЕСКИХ ТЕЧЕНИЙ

Происхождение многих галактических течений, таких как, например, галактические ветры, связывается с действием вспышек сверхновых. При этом обычно предполагается, что энергии отдельных вспышек сверхновых складываются так, что они действуют как единый источник энергии с мощностью, равной частоте вспышек, умноженной на энергию отдельной вспышки. На основе двумерного и трехмерного численного моделирования множественных пересекающихся остатков вспышек сверхновых показывается, что такой режим возможен только при выполнении критерия когерентности вспышек, который соответствует тому, что объемный фактор заполнения остатками отдельных сверхновых начинает превышать некоторые критические значения. При меньших значениях фактора заполнения остатки отдельных вспышек эволюционируют независимо и коллективного эффекта не возникает.





Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ 12-02-92704.

c Бондарев Р. В.,

ЭФФЕКТИВНОСТЬ КОЛЛОКАЦИОННЫХ МЕТОДОВ

НА СИММЕТРИЧНЫХ РАЗБИЕНИЯХ ГАУССА

В ЗАДАЧАХ НЕБЕСНОЙ МЕХАНИКИ

Почти все важные для современной практики дифференциальные уравнения, описывающие динамические системы, не интегрируются аналитически. Поэтому для их решения прибегают к приближенным методам интегрирования, которые условно делят на аналитические и численные. В последнее время главным образом за счет бурного развития компьютерных технологий все чаще прибегают к численным методам интегрирования. Среди них широко применяются методы Рунге Кутты, в особенности неявные коллокационные методы на разбиениях Гаусса: Лобатто, Радо или Лежандра.

В работе представлены результаты численных экспериментов по исследованию эффективности коллокационных методов на симметричных разбиениях Лобатто и Лежандра применительно к решению дифференциальных уравнений орбитальной динамики. В частности, установлена зависимость эффективности численного интегрирования от порядка используемого коллокационного метода. Проведено сравнение возможностей методов на разбиении Лобатто и Лежандра. Показано, что разбиение Лобатто обеспечивает более высокую эффективность численного интегрирования. Исследовано, насколько значительно экстраполяция, предназначенная для получения начальных коллокационных приближений правых частей уравнений на каждом следующем шаге с их последующим итерационным уточнением, повышает точность численного интегрирования. Экспериментально показано, что отказ от экстраполяции настолько существенно ухудшает численные результаты, что использование коллокационного интегратора становится весьма сомнительным. Наконец, линейный характер поведения глобальной ошибки со временем позволил выявить геометрические свойства рассматриваемых коллокационных методов.

c Булатова Н. В., Санкт-Петербургский государственный университет

ЗАДАЧА ВОССТАНОВЛЕНИЯ ПАРАМЕТРОВ

СПИРАЛЬНЫХ РУКАВОВ ГАЛАКТИКИ

ПО ИХ СЕГМЕНТАМ

Рассматривается задача восстановления параметров спирального рукава Галактики по его сегменту, причем в качестве параметров рассматриваются не только угол закрутки и позиционной угол рукава, но и расстояние до полюса спирали, то есть расстояние до центра Галактики.

На начальном этапе работы проводится исследование возможности применения такого подхода с учетом современной неопределенности расстояний до объектов в Галактике. Для целей такого исследования решена задача о минимальном числе точек, принадлежащих спиральному рукаву, по которым можно однозначно восстановить параметры спирали, в предположении, что направление на полюс спирали (центр Галактики) известно. Выведены и проанализированы соответствующие уравнения для этих параметров. Показано, что в случае, когда сегмент пересекает направление на центр Галактики, для однозначного определения параметров спирального рукава достаточно известных положений трех точек. В случае расположения сегмента по одну сторону от направления на полюс спирали по трем точкам получаются два набора параметров, каждый из которых соответствует своей спиральной линии, проходящей через данные точки. В этом случае однозначное решение существует только для четырех исходных точек, принадлежащих одному витку спирали.

Построенные алгоритмы будут применены для оценки неопределенности и систематического смещения формального решения при учете неопределенности гелиоцентрических расстояний.

c Веселова А. В., Сибирский государственный аэрокосмический университет

ВОЗДЕЙСТВИЕ НА ЭВОЛЮЦИЮ ОРБИТЫ

АСТЕРОИДА НЕСИММЕТРИЧНОЙ ФОРМЫ ПУТЕМ

ИЗМЕНЕНИЯ ЕГО МИДЕЛЕВА СЕЧЕНИЯ

В настоящее время астероидно-кометная опасность является актуальной проблемой науки и общества. В феврале 2013 г. в районе города Челябинска в озеро Чебаркуль упал неизвестный до того дня метеорит. В связи с последним событием задача предотвращения угрозы из космоса руководством Роскосмоса была поставлена как приоритетная.

На сегодняшний день предложено множество способов предотвращения угрозы столкновения с Землей опасных объектов. Это импульсные (кинетическое, ядерное) и слабые воздействия (от сил солнечного давления, малая тяга, гравитационные воздействия и др.), основными характеристиками которых являются продолжительность воздействия, эффективность, точность воздействия, предсказуемость и управляемость.

В данном исследовании мы рассматриваем слабое воздействие, применимое для заблаговременного упреждения столкновения астероида с Землей, изменение миделева сечения астероида несимметричной формы путем приложения к нему момента сил с целью изменения величины светового давления и последующей эволюции его орбиты. Проводятся анализ ориентации несимметричного астероида в пространстве в процессе его движения по орбите, оценка возможности изменения этой ориентации изменения миделева сечения и удержания астероида в определенном положении для создания дополнительного возмущающего воздействия от сил светового давления на его движение по орбите. Предложена схема приложения момента сил к одной и двум точкам поверхности астероида для изменения миделева сечения и произведена оценка суммарного импульса, достаточного для обеспечения минимального отклонения орбиты астероида до требуемого значения.

c Вильянен В. В., Чеботарёв В. Е.,

ПОИСК ПЕРЕМЕННЫХ

В ОКРЕСТНОСТИ ЗВЕЗДЫ V523 CAS

Целью нашего исследования является поиск новых переменных звезд в окрестности уже известных переменных V520 Cyg и V523 Cas. В работе использовались наблюдения, выполненные в КрАО (2010), которые проводились на телескопе РК-800, куда была прикреплена связка из ПЗС-камеры ApogeeAlta (2 2 048 pix) c объективом МТО-1000. В области V523 Cas обнаружили три новые переменные звезды (USNO-B1.0 1399-0017624; USNO-B1. 1400-0018424; USNO-B1.0 1402-001755). Определив координаты этих звезд, мы искали их в каталогах (ОКПЗ) и VSX (AAVSO). В них звезды USNO-B1.0 1399-0017624; USNO-B1.0 1400-0018424; USNOB1.0 1402-001755 обнаружены не были. На основании чего был сделан вывод, что эти звезды являются новыми переменными. Однако недостаток данных не позволил получить надежную кривую блеска для данных звезд.

Для уточнения типа переменности из архива кафедры были привлечены BVR наблюдения той же области, выполненные в 2010 г. на телескопе Астротел-Кавказ (Ritchey-Chretien, D = 300 мм, F = 1/8) с ПЗС-камерой ApogeeAlta U9000 (3054 x 3054 pix), установленном на Кавказской астрономической станции КФУ.

По наибольшему числу наблюдений в фильтре V (377x5s ) удалось уверенно классифицировать USNO-B1.0 1399-0017624 как переменную типа W UMa с P = 0.2830d ± 0.0002, амплитуда изменения (14.25 14.51m, V). Звезды USNO-B1.0 1400-0018424; USNOмум B1.0 1402-001755 по вышеупомянутым данным не удалось классифицировать. Таким образом, в ходе работы при помощи ПЗСфотометрии нами открыты переменность блеска у трех звезд, а у звезды USNO-В1.0 1399-0017624 определены период, амплитуда, приближенный спектральный класс. Полученные данные о звезде USNO-В1.0 1399-0017624 внесены в каталог VSX (AAVSO), полученные результаты также могут быть использованы для построения физических моделей переменной звезды.

c Галиуллин И. И.,

СМЕНА ТИПА КРИВОЙ БЛЕСКА КОНТАКТНОЙ

В течение семи лет (2007 2013) на телескопе АЗТ-3 (D = = 0.45 м, F = 2.0 м) Коуровской астрономической обсерватории УрФУ проводился фотометрический мониторинг контактной затменной переменной AM Leo типа W UMa. Регистрация изображений осуществлялась с помощью ПЗС-камеры U6 фирмы Apogee (CCD KAF-1001, 1024 1024, 24 мкм) в трех фильтрах BVR.

Практически за весь период наблюдений с 2007 по 2012 г. кривая блеска AM Leo имела более глубокий минимум, в котором происходило полное затмение, то есть относилась к типу W. За этот период наблюдались некоторые изменения на кривой блеска, которые вполне объяснялись наличием слабой пятенной активности на поверхности компонентов. Тем не менее параметры системы, определяемые из решений кривых блеска методом синтеза с использованием программы PHOEBE, в пределах 1 2 % оставались постоянными.

Наблюдения, проведенные в январе апреле 2013 г., показали, что форма кривой блеска сменилась с типа W на тип A. Более глубоким стал вторичный минимум, соответствующий прохождению. Смена типа произошла в промежуток времени с апреля по декабрь 2012 г.

Из результатов решения кривой блеска 2013 г. следует уменьшение на 3.5 % радиуса главного компонента и на 10 % отношения масс компонентов qphot. Новое значение qphot = 0.43 соответствует значениям q = 0.44 0.45, найденным по кривым лучевых скоростей.

Изменения типа кривой блеска AM Leo отмечались и ранее (см., например, E. Derman, O. Demircan, H. Dundar, IBVS, № 3630, 1991, 1 4).

c Дорогов А. А., Горда С. Ю., Давыдова О. А., Пущинский государственный естественно-научный институт

ОСОБЕННОСТИ ИЗУЧЕНИЯ РАДИОПУЛЬСАРОВ

С ИЗЛУЧЕНИЕМ ВНЕ РАДИОДИАПАЗОНА

Из более чем 2 000 радиопульсаров, представленных в каталоге [1], у 100 источников зарегистрировано излучение вне радиодиапазона. Анализ параметров этих объектов показал, что распределение их по периодам и по производным периода, как и у основной массы пульсаров, является бимодальным, но со значительно большим относительным количеством объектов, имеющих миллисекундные периоды и малые производные. Средние значения для них равны соответственно P = 20 мс, dP = 5.3 · 1017. Оказалось, что расdt пределение пульсаров по магнитным полям на световом цилиндре для источников с высокоэнергичным излучением сдвинуто в сторону высоких значений поля относительно распределения объектов, излучающих только в радиодиапазоне. Средняя индукция поля на световом цилиндре для радиопульсаров с излучением вне радиодиапазона равна Blc = 1.87 · 104 Гс, в то время как у основной массы радиопульсаров Blc заключено в интервале от нескольких Гауссов до нескольких десятков. Это свидетельствует о генерации нетеплового излучения на высоких энергиях в радиопульсарах на периферии их магнитосфер.

Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ 12-02-00661, а также программы Президиума РАН Нестационарные явления в объектах Вселенной.

1. Manchester R. N., Hobbs G. B., Teon A., Hobbs M. The Australia Telescope National Facility Pulsar Catalogue // Astrophys. J.

2005. Vol. 129. P. 1993–2006.

c Кочеткова М. А., Санкт-Петербургский государственный университет

КИНЕМАТИЧЕСКАЯ КАЛИБРОВКА ШКАЛ

РАССТОЯНИЙ ДО ПЛАНЕТАРНЫХ ТУМАННОСТЕЙ

В работе реализован алгоритм кинематической калибровки шкал расстояний до планетарных туманностей (Nikiforov, Bobrova, 1999).

В качестве кинематической модели для подсистемы планетарных туманностей использовалось разложение линейной скорости вращения центроидов планетарных туманностей в ряд по степеням (R R0 ), где R расстояние планетарной туманности от оси вращения Галактики, R0 расстояние от Солнца до центра Галактики. Подобное разложение наилучшем образом соответствует тому, что кривые вращения спиральных галактик являются почти плоскими. Оптимизация модели для данных о расстояниях и лучевых скоростях планетарных туманностей дает оценки кинематических параметров подсистемы туманностей и формальное расстояние до центра Галактики.

Сопоставление полученного формального расстояния с наилучшей оценкой R0 = 7.9 ± 0.2 кпк, найденной по всей совокупности измерений этого параметра (Nikiforov, 2004), дает поправочный коэффициент для рассматриваемых расстояний. Выполнено цензурирование выборок с целью добиться наибольшей их однородности.

Это важно, так как алгоритм применим лишь к дисковым планетарным туманностям.

Результаты обработки данных для различных шкал расстояний позволяют построить новый синтетический каталог расстояний до планетарных туманностей.

c Кривошеин С. Б.,

ПРОФИЛИ ЛИНЕЙНО ПОЛЯРИЗОВАННОГО

ИЗГИБНОГО ИЗЛУЧЕНИЯ ПУЛЬСАРОВ

Как было показано в работе [1], с применением характерного набора кинематических параметров изгибного излучения пульсаров можно с большой степенью точности построить профили ряда экспериментально наблюдаемых пульсаров. Идея этого метода состоит в том, что наблюдаемый профиль излучения пульсара соответствует линии пересечения вращающейся вместе с пульсаром мгновенной индикатрисы углового распределения мощности излучения пульсара с лучом зрения от наблюдателя.

В данной работе этот метод используется для получения профилей линейно поляризованного изгибного излучения пульсаров на основе соответствующих индикатрис поляризованного излучения. При этом используются свойства линейной поляризации излучения произвольно движущегося релятивистского заряда, исследованные ранее в работе [2]. Для сравнения построенных таким образом профилей линейно поляризованного излучения пульсаров с экспериментальными профилями необходимо вращать соответствующую траектории джета изгибного излучения плоскость поляризации с угловой скоростью наблюдаемого пульсара.

1. Bordovitsyn V. A., Nemchenko E. А. Construction of the curvature radiation proles from pulsars // Particle Physics at the Tercentenary of Mikhail Lomonosov : Proc. of 15th Lomonosov Conf. on Elementary Particle Physics (LomCon), Moscow, Russia, August 18 24, 2011, Singapore : World Scientic, 2013. P. 275 276.

2. Багров В. Г., Бордовицын В. А., Копытов Г. Ф. Индикатриса излучения произвольно движущегося заряда // Изв. вузов. Физика. 1972. Т. 15, вып. 5. С. 37 425.

c Куликова А. В.,

РАЗРАБОТКА МОДУЛЕЙ АСТРОМЕТРИЧЕСКОГО

И НЕБЕСНО-МЕХАНИЧЕСКОГО ПРОГРАММНОГО

ОБЕСПЕЧЕНИЯ В ПАКЕТЕ EROS

В работе представлены результаты разработки нескольких программных модулей, предназначенных для решения некоторых астрометрических и небесно-механических задач. Создание программного обеспечения ведется в рамках разработки пакета EROS (англ.

Ephemeris Researches and Observation Services) [1].

Функциональными особенностями разработанных модулей являются возможность расчета продолжительности ночи в зависимости от высоты Солнца, вычисление эфемерид астероида или группы астероидов для одной или нескольких ночей, определение параметров видимости объекта для данной обсерватории и т. д. Важнейшее свойство разрабатываемого программного пакета возможность автоматизации процедур поиска объектов, расчета эфемерид и пр., что реализуется за счет совместного использования созданных модулей.

В работе также представлены результаты позиционных наблюдений некоторых АСЗ, проведенных с целью тестирования созданного программного обеспечения на телескопе СБГ АО УрФУ.

1. Скрипниченко П. В., Галушина Т. Ю. Программный комплекс ЭРОС новый инструмент астрометрической и небесномеханической поддержки позиционных наблюдений // Физика космоса : Тр. 43-й международ. студ. науч. конф., Екатеринбург, 3 7 февр. 2014 г., Екатеринбург : Изд-во Урал. ун-та, 2014.

c Логинова М. О.,

АНАЛИЗ НЕКОТОРЫХ ОСОБЕННОСТЕЙ

ТУНГУССКОГО ЯВЛЕНИЯ 1908 г. МЕТОДАМИ

ДИНАМИКИ КОСМИЧЕСКОГО ПОЛЕТА

За более чем столетнюю историю изучения Тунгусского явления (ТЯ) не удалось найти удовлетворительного объяснения проблемы так называемых светлых ночей, наблюдавшихся на большой территории от Сибири до атлантического побережья Европы. Это явление объясняли рассеянием солнечного света космической пылью в высоких слоях атмосферы, и для объяснения появления космической пыли на таких высотах привлекали гипотезу о кометной природе ТЯ.

Однако территория наблюдения светлых ночей в широтном направлении выходит за границу пылевой тени от кометного хвоста, и это Западная Европа, где явление светлых ночей было наиболее сильным. Необъясненным осталось и быстрое распространение анного явления на огромную территорию.

Возможность нового подхода к этой проблеме появилась, когда выяснилось, что разрушение тела началось на высотах более 1 тыс.

километров. Подтверждается это образованием тени на Земле от запыленной области после падения метеорита утром 30 июня 1908 г.

и определением ее высоты простыми геометрическими расчетами, без привлечения какого-либо механизма разрушения. Судя по показаниям очевидцев из Китая, Алтая и Восточного Казахстана, это разрушение имело взрывоподобный характер.

Используя методы динамики космического полета, нами была сделана оценка особенностей распространения вещества, образовавшегося при взрыве. Для этого были рассчитаны трассы роя фрагментов, образовавшихся в результате взрыва, и предпринята попытка сравнить координаты прохождения трасс с координатами наблюдавшихся на Земле явлений.

Сравнение результатов расчета с наблюдениями необычных оптических явлений после взрыва показывает, что при таком подходе хорошо объясняются распространенность аномальных явлений в Евразии и Северной Америке, а также большая скорость распространения этих явлений в западном направлении.

c Лойченко Е. С.,

ИССЛЕДОВАНИЕ НОВОЙ ПЕРЕМЕННОЙ

ТИПА W UMA

В процессе поиска молодых звездных объектов в ближайшей окрестности молодой аккрецирующей звезды V645 на основе фотометрической обработки ПЗС-кадров, полученных на телескопе АЗТD = 0.45 м, F = 2.0 м) Коуровской обсерватории УрФУ, во время проведения 4-годичного мониторинга этой звезды, была обнаружена новая переменная типа W UMa (V = 13.26m, 2M ASS 21390399 + + 5009368). По 25 моментам минимумов были найдены следующие световые элементы системы: JD minI = 2454979.1586+0.4029112·E.

Построенные в V и R фильтрах кривые блеска показывают наличие полного затмения во вторичном минимуме. В некоторые ночи наблюдаются смещения кривых блеска относительно средней кривой на величины порядка ±0.03m. При этом среднеквадратическая ошибка за весь период наблюдений не превышала величины ±0.006m.

Смещения могут быть вызваны как наличием пятенной активности на поверхности компонентов, так и переменностью возможного третьего компонента в системе. На основе данных решения кривых блеска (см. рисунок), полученного с использованием пакета PHOEBE, эту контактную систему типа W UMa следует отнести к подтипу A, поскольку при затмении звезды меньшей массы наблюдается менее глубокий минимум. Найденное значение q = M1 /M2 = 0.18 также соответствует подтипу A.

Кривая блеска в цвете V и синтетическая кривая новой переменной c Ляпцев А. П., Горда С. Ю., Соболев А. М.,

ДИСТАНЦИОННОЕ ЧИСЛЕННОЕ МОДЕЛИРОВАНИЕ

АСТЕРОИДНОГО ДВИЖЕНИЯ

С развитием новых астрометрических средств наблюдений и проведением космических программ в последнее время ежегодно открывают тысячи новых астероидов. В связи с этим возникает актуальная проблема оперативной обработки наблюдательных данных для получения орбитальных параметров, а также последующего исследования астероидной орбиты на основе численного моделирования.

Для решения этих задач в отделе небесной механики и астрометрии НИИ прикладной математики ТГУ В. А. Авдюшевым было разработано программное обеспечение Xciter [1].

Целью данной работы является создание серверного варианта интерфейса для работы с программой Xciter (http://www.astro.tsu.ru).

Данный интерфейс формирует на основе введенной клиентом информации входной файл, запускает математическую модель Xciter и по окончании вычислений выводит численные результаты, характеризующие движение исследуемого астероида. Для формирования входного файла клиент вводит по мере требований различные данные, связанные с типом решаемой задачи, интегратором и выводом результатов. Результаты численного процесса по запросу пользователя могут выводиться непосредственно как на экран монитора, так и в файл. В качестве результатов пользователь может получить такие данные, как эфемерида астероида, геоцентрическое расстояние, показатель Ляпунова, оценка точности в сферических координатах.

Работа выполнена по заданию № 2.4024.2011 Министерства образования и науки Российской Федерации.

1. Авдюшев В. А. Численное моделирование орбит. Томск : НТЛ, 2010. С. 284.

c Медведев И. В.,

УСТОЙЧИВОСТЬ СФЕРИЧЕСКОЙ АККРЕЦИИ

НА ЧЕРНУЮ ДЫРУ: УЧЕТ ЭФФЕКТОВ ОТО

Выполнен линейный анализ устойчивости сферического аккреционного течения на невращающуюся черную дыру (ЧД) относительно малых акустических возмущений в аккреционном потоке невязкого релятивистского газа. Невозмущенное течение предполагается сферически симметричным и стационарным. Масса аккрецируемого вещества предполагается пренебрежимо малой по сравнению с массой ЧД, поэтому течение допустимо описывать в рамах метрики Шварцшильда. Решения на плоскости число Маха радиус задаются семейством кривых, имеющим единственную особую (седловую) точку, отвечающую состоянию, для которого возможен безударный переход через скорость звука, и подобны аналогичному семейству решений в нерелятивистской модели аккреции Бонди.

Известно, что сферическое аккреционное течение в нерелятивистском пределе неустойчиво относительно малых нерадиальных возмущений, которые неограниченно нарастают по амплитуде по мере приближения к ЧД [1]. Неустойчивость развивается вследствие тормозящего действия центробежных сил, возникающих при наличии нерадиальных скоростей. В то же время известно, что центробежный барьер в непосредственной окрестности горизонта имеет конечную высоту, если принять во внимание эффекты ОТО. В настоящей работе показано, что рост амплитуды при приближении к ЧД в самом деле ограничен, что справедливо как в модели с фиксированной метрикой, так и при учете колебаний кривизны пространства.

Работа выполнена при поддержке ФЦП Научные и научнопедагогические кадры инновационной России (соглашение 14.В37.21.0915).

1. Kovalenko I. G., Eremin M. A. Instability of spherical accretion - I.

Shock-free Bondi accretion // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1998.

Vol. 298. P. 861 870.

c Семянников А. В.,

ОЦЕНКА ОСНОВНЫХ ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ

ЗВЕЗДЫ AE AUR ПО СПЕКТРАМ

ВЫСОКОГО РАЗРЕШЕНИЯ

Звезда AE Aur это переменная звезда спектрального класса O9.5 V в созвездии Возничего. Предполагается, что это убегающая звезда, которая была выброшена из области Трапеции Ориона, находящейся в 25 от настоящего положения звезды AE Aur.

Целью работы было оценить основные параметры звезды AE Aur:

эффективную температуру (Te ), ускорение свободного падения (log g), возраст и массу.

В ходе работы были исследованы спектры высокого разрешения, полученные на 1.2-м телескопе Коуровской АО. Оценки Te и log g были получены при сравнении профилей линий водорода и гелия в спектре, полученном из наблюдений, с профилями линий в синтетическом спектре. Синтетические спектры были получены на основе не-ЛТР моделей звездных атмосфер, вычисленных с помощью программного кода TLUSTY200. Степень соответствия синтетического спектра наблюдаемому оценивалась по значению величины суммы среднеквадратических уклонений профилей линий в синтетическом спектре от профилей линий в наблюдаемом спектре.

В результате были получены Te = 32 600 ± 900 К и log g = = 4.10 ± 0.19 dex. Эти значения затем были использованы для оценки массы и возраста звезды. С помощью интерполяции эволюционных треков звезд было получено, что возраст звезды составляет 3.0±1.5 млн лет, а масса звезды 19.9±1.1 солнечных масс. Полученная оценка возраста хорошо согласуется с возрастом звезд Трапеции Ориона, равным 2 3 млн лет. Таким образом, данная оценка находится в согласии с гипотезой о том, что звезда AE Aur была выброшена в процессе эволюции звездного скопления в Трапеции Ориона.

c Шаповалова А. С., Парфенов C. Ю., Соболев А. М., Горда С. Ю., Ахматханова Г. Г., Тезисы кратких сообщений Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория, Observatorio Astronmico, Universidad Nacional de Crdoba ТРЕХПЛАНЕТНЫЙ РЕЗОНАНС 1:2: Проведена обработка временнго ряда опубликованных измерео ний лучевой скорости звезды HD 82943, обладающей многопланетной системой. В анализ включены недавние измерения Keck/HIRES, а также хоть и старые, но значительно более многочисленные данные CORALIE. Нами обнаружено, что измерения CORALIE содержат годичные систематические ошибки, которые значительно искажали предыдущие результаты обработки этих данных.

После удаления годичного члена все еще остается дополнительное колебание с периодом около 1 100 сут., которое надежно выделяется в трех независимых подмножествах измерений: данные CORALIE, данные Keck, полученные до апгрейда оборудования, и данные Keck после этого апгрейда.

Мы считаем, что это колебание представляет собой признак наличия в системе третьей (ранее лишь подозревавшейся) планеты, хотя не исключаем и непланетные интерпретации, такие как звездная активность. Получается довольно легко найти устойчивую трехпланетную конфигурацию системы вблизи трехпланетного резонанса 1:2:5.

При этом две главные (внутренние) планеты находятся в резонансе 1:2 и в сонаправленной апсидальной коротации, а динамика третьей планеты пока определяется неоднозначно: она может располагаться как в истинном динамическом резонансе 2:5, так и за его пределами.

При этом трехпланетный резонанс удается легко получить в ходе моделирования процесса миграции всех трех планет.

Для третьей планеты мы даем оценку орбитального периода 1 075 сут., и минимальной массы 0.3 MJup, тогда как эксцентриситет и аргумент перицентра надежно не определяются.

Работа выполнена при поддержке следующих источников: РФФИ (проект 12-02-31119 мол_а), программы Президиума РАН Нестационарные явления в объектах Вселенной, Argentinian Research Counsil -CONICET-, Universidad National de Crdoba -UNC-.

c Балуев Р. В., Beaug C., Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория

НЕКОТОРЫЕ ВОПРОСЫ МНОГОЧАСТОТНОГО

АНАЛИЗА ВРЕМЕННЫХ РЯДОВ

Рассмотрена задача выделения в зашумленном временном ряду сигнала, содержащего несколько периодических компонент. Данная задача осложнена не только наличием шума, но и тем, что периодичности могут вступать в интерференцию как друг с другом, так и с неравномерностью распределения наблюдений во времени. Количество компонент сигнала заранее обычно неизвестно.

Показано, что для решения данной задачи недостаточно лишь традиционных одночастотных периодограмм (таких как периодограмма Ломба Скаргла). Чтобы доказать, что все n компонент, выделенных из многочастотного сигнала, действительно значимы, нужно применить 2n 1 статистических критериев, из которых большинство основано на различных многочастотных периодограммах и лишь n на одночастотных.

В многочастотных периодограммах сигнал моделируется суммой из n независимых синусоид разных частот. Нам удалось получить эффективные аналитические оценки статистической значимости пиков таких периодограмм, что необходимо для применения упомянутых выше многочастотных критериев. Оценка соответствующей вероятности ложной тревоги дается в виде Aez z 3n/2, где z есть максимальный отсчет многочастотной периодограммы порядка n, а A некий числовой коэффициент, зависящий от задаваемого частотного диапозона.

Описанная теория реализована нами в виде вычислительного алгоритма FREDEC FREquency DEComposer, который доступен по адресу http://sourceforge.net/projects/fredec/.

Мы применили данный алгоритм к имеющимся в литературе доплеровским измерениям звезды 55 Рака, обладающей пятипланетной системой. Удалось найти следы неизвестного ранее колебания с периодом 9.8 сут., которое может означать наличие в этой системе шестой планеты в резонансе 3:2 с главной планетой 55 Cnc b.

Работа поддержана РФФИ (проект 12-02-31119 мол_а) и программой Президиума РАН Нестационарные явления в объектах Вселенной.

c Балуев Р. В.,

СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ЗВЕЗДЫ

Звезда HD 200775 молодая массивная звезда Ве Хербига. Такие звезды отличаются переменностью профиля и интенсивности спектральных линий, в особенности линий бальмеровской серии водорода.

Для линии Н данной звезды наблюдаются повторяющиеся с периодом около 3.5 4 лет фазы максимума активности, которые характеризуются повышенными значениями эквивалентной ширины линии Н и возникновением дополнительных компонент в ее профиле. Подобное поведение связано с тем, что звезда является двойной системой. Рядом исследователей различными методами были измерены период обращения и параметры орбиты этой системы. При этом разные авторы получили различающиеся значения периода от 1 180 до 1 412 дней.

В данной работе исследованы спектры высокого разрешения, полученные на 1.2-метровом телескопе АО УрФУ с мая 2012 г. по настоящее время, а также данные из электронных архивов обсерваторий ОНР (Франция) и САО РАН. Рассмотренный интервал времени охватывает около пяти периодов обращения (у других авторов не более 2.5 периода).

За время наблюдений были зафиксированы новая фаза максимума активности и последующий переход звезды в спокойное состояние. Были построены кривые лучевых скоростей по линии Не I 5876 для обеих компонент двойной системы. Для этого быA ли подобраны синтетические спектры, реализующие хорошее согласие между наблюдательными и теоретическими профилями линии Не I 5 876 в течение всего периода наблюдений. Большой вреA менной интервал и малый разброс данных отдельных наблюдений относительно кривой лучевых скоростей позволили определить параметры двойной системы с высокой точностью.

c Бисярина А. П., Горда С. Ю., Соболев А. М., Парфенов С. Ю.,

НОВАЯ ВЫБОРКА ГАЛАКТИК

С ПОЛИГОНАЛЬНЫМИ СТРУКТУРАМИ

Наличие в некоторых галактиках длинных прямолинейных образований, которые обычно наблюдаются как спрямленные участки спиральных ветвей и существуют несмотря на дифференциальное вращение галактических дисков, представляет интересную проблему. Эти образования впервые описаны Б. А. Воронцовым-Вельяминовым.

Образование данных структур связывается с тем, что форма фронта сильной ударной волны, образующейся вдоль спиральной ветви, имеет тенденцию к спрямлению, поэтому очаги звездообразования, стимулируемого ударной волной, могут образовывать прямолинейные структуры. В связи с этим возникает вопрос о факторах, определяющих условия появления верениц, а для выяснения этих условий необходим анализ данных о достаточно большом количестве галактик с интересующей нас особенностью спиральной структуры.

Около десяти лет назад Черниным и его коллегами был составлен каталог из двухсот галактик с вереницами [1]. Дополнительно к этому каталогу нами были выделены еще 102 спиральные галактики, у которых на изображениях прослеживаются достаточно типичные фрагменты полигональных структур. При построении новой выборки использовались данные LEDA, NED, SDSS, GALEX, Galaxy Zoo, 2MASS. У ряда галактик вереницы удается выделять даже по старым звездам (например, по данным 2MASS): NGC 2523, NGC 5653.

Такие объекты редки, но у них полигональность обнаруживается по нескольким компонентам.

Подтверждены полученные ранее выводы о том, что длина вереницы, как правило, близка к ее расстоянию от центра, а углы между смежными вереницами группируются к 120.

1. Chernin A. D., Kravtsova A. S., Zasov A. V., Arkhipova V. P. Galaxies with Rows // Astr. Rep. 2001. Vol. 45. P. 841.

c Бутенко М. А.,

СГЛАЖИВАНИЕ ПОТЕНЦИАЛА И СПЕКТРЫ

КОЛЕБАНИЙ МОДЕЛИ РЗС

Сглаживание потенциала в численной динамической модели РЗС подразумевает введение параметра сглаживания в выражение для потенциала скопления: U (r) = i=1 Gmi / (r ri )2 + 2, где N = = 500 число звезд в модели скопления. Это позволяет при разумном выборе как сохранить столкновительный характер эволюции звездной системы (исключив лишь редкие наиболее тесные сближения), так и значительно облегчить численное интегрирование уравнений движения звезд. Пусть 1 = 0.012 r ij ( r ij среднее начальное расстояние между звездами скопления). Исследование влияния величины сглаживания при варьировании /1 в пределах [0.8 2.2] на результаты вычисления структурно-динамических характеристик ядра модели РЗС, а также частотных спектров S и дисперсионных кривых для флуктуаций фазовой плотности (ФП) и потенциала позволило получить ряд результатов. Использование < 1 приводит к значительным изменениям в спектрах S из-за погрешностей вычисления фазовых координат звезд (ФКЗ) и поэтому неприемлемо. При увеличении от 1 до 21 степень нестационарности ядра модели РЗС практически не меняется, суммарная кинетическая энергия звезд, число звезд, концентрация звезд в ядре уменьшаются на 10 80 %. В спектрах S меняется распределение энергии волн по частотам, что, согласно анализу дисперсионных кривых, связано с изменением направления распространения волн ФП и потенциала. Обнаружена значительная коррелированность спектров S для ряда значений. Вид дисперсионных кривых сильно меняется при малых изменениях ( 0.11 ) вблизи некоторых значений. Причиной этого может быть квантовый (дискретный) характер формирующихся в моделях РЗС волн ФП и потенциала (длины бегущих и стоячих волн определяются размерами системы, фазы колебаний дискретны). Кроме того, малые изменения фаз колебаний ФП вблизи значений 0, ±/2 при малом изменении могут менять направления движения волн и вид дисперсионных кривых.

c Данилов В. М., Путков С. И.,

СВЕРХСКОРОСТНЫЕ ЗВЕЗДЫ:

ТЕОРИЯ И НАБЛЮДЕНИЯ

Сверхскоростные звезды (hypervelocity stars, СЗ) термин еще не устоявшийся, введенный для нового класса звезд, пространственные скорости которых заметно превышают скорость освобождения для центра Галактики.

Среди десятка сценариев, объясняющих феномен СЗ, наибольшим вниманием пользуется сценарий динамического захвата тесной двойной системы (ТДС) гравитационным полем сверхмассивной черной дыры (СМЧД), предложенный в 1988 г. [1].

Представляет интерес оценка гарантированного выброса одного из компонентов ТДС, в результате которого звезда способна избежать фатальных разрушений вследствие приливной гравитации СМЧД, сохранив при этом высокую пространственную скорость.

Для этого моделирование проводилось в постановке N -тел, рассматривающей компоненты ТДС как структурированные объекты, разбитые на N гравитирующих элементов, радиальное распределение по массе которых соответствует политропе с индексом n = 3 согласно решению уравнения Эмдена. Решение системы уравнений движения гравитирующих N элементов компонентов ТДС, записанных в ньютоновской форме, позволяет оценить потерю массы звездами на различных удалениях от СМЧД и сформулировать критерии выживаемости звезд.

1. Hills J. Hyper-velocity and tidal stars from binaries disrupted by a massive Galactic black hole // Nature. 1988. Vol. 331. P. c Дремова Г. Н., Дремов В. В., Тутуков А. В.,

ЭФФЕКТИВНОСТЬ НАГРЕВА АТМОСФЕРЫ

Одним из ключевых факторов, определяющих структуру и динамику верхних атмосфер горячих юпитеров, является нагрев атмосферы излучением звезды. Известно, что энергия поглощенного излучения частично переизлучается, а частично переходит в тепло, то есть нагрев атмосферы излучением происходит с некоторой эффективностью, колеблющейся в диапазоне от 0 до 1. Для определения этого ключевого параметра необходимо рассчитать скорости процессов фотоионизации и фотодиссоциации, в ходе которых энергия излучения переходит в кинетическую энергию фотоэлектронов. Далее нужно определить, какая доля от начальной энергии фотоэлектронов в итоге переходит в тепло. В ранее опубликованных работах эффективность нагрева или не рассчитывалась в явном виде, или выбиралась произвольно. При этом не принималась во внимание зависимость эффективности нагрева от высоты, а вводилось одно значение для всей атмосферы. В работе с помощью модели термосферы, описанной в [1], определен высотный профиль эффективности нагрева и рассчитано, какая доля энергии надтепловых фотоэлектронов переходит в тепло. Приведены результаты, полученные для горячего юпитера HD 209458b первой открытой транзитной экзопланеты.

Работа выполнена при поддержке РФФИ (пр. 11-02-00479а), программы Президиума РАН Фундаментальные проблемы исследований и освоения Солнечной системы, гранта НШ-3602.2012.2, гранта ФЦП Научные и научно-педагогические кадры инновационной России на 2009 2013 гг.

1. Shematovich V. I., Bisikalo D. V., Grard J.-C. et al. Monte Care lo model of electron transport for the calculation of Mars dayglow emissions // Journal of Geophysical Research (Planets). 2008.

Vol. 113. P. 2011.

c Ионов Д. Э., Бисикало Д. В., Шематович В. И.,

ДРЕЙФ ПЫЛИ В ЗОНАХ HII

Представлены результаты анализа механизмов выметания пыли из зон HII вокруг молодых звезд. Цель исследования интерпретация изображений зон HII в инфракрасном диапазоне на основе детального радиационного химико-динамического моделирования. Рассмотрены два основных механизма выметания пыли динамическое выдувание потоком газа в расширяющейся зоне HII и давление излучения центральной звезды. Показано, что мелкая пыль подвержена действию только первого механизма, будучи динамически вмороженной в газ. На крупную пыль действуют оба механизма, что приводит к формированию двойного пылевого кольца вокруг центральной звезды. Высказано предположение, что именно крупная пыль ответственна за формирование двойных кольцевых структур на ИК-изображениях зон HII в диапазоне 22 70 мкм, а не очень маленькие пылинки (так называемые very small grains), как это часто считается. Показано, что при описании пространственной дифференциации пылинок различных размеров необходимо учитывать заряд пылинок.

Работа выполнена при поддержке грантов РФФИ 12-02-31248 мол_а и 13-02-00642 А.

c Кирсанова М. С., Акимкин В. В., Павлюченков Я. Н., Вибе Д. З.,

МОДЕЛИРОВАНИЕ ПРОЦЕССА НАБЛЮДЕНИЙ

И ОБРАБОТКИ ДАННЫХ

В КОСМИЧЕСКОМ АСТРОМЕТРИЧЕСКОМ

ЭКСПЕРИМЕНТЕ ОЗИРИС

Разработана приближенная к реальности модель проведения наблюдений и обработки результатов в космическом астрометрическом эксперименте ОЗИРИС. Для проведения моделирования был создан численный код на языке Fortran, который позволяет автоматически моделировать распределение звезд, процесс наблюдений, выполнять формирование системы уравнений МНК для неизвестных поправок и ее решение. Численные эксперименты показали, что даже схема из 105 распределенных по сфере звезд, разбитая на подобласти, состоящие из четырех звезд каждая, позволяет одновременно с высокой точностью получать как значения технических параметров инструмента, так и поправки к координатам наблюдаемых звезд.

В дальнейшем, при возможном возобновлении проекта космического астрометрического интерферометра, полученные результаты будут иметь важное значение и могут быть использованы как отправная точка в усложнении модели, еще большем приближении ее к реальности и возможном применении при обработке реальных данных.

Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ 10-02-00231, а также ФЦП Научные и научно-педагогические кадры инновационной России (контракт 02.740.11.0247).

c Кононов Д. А., Барабанов С. И.,

О ПЕРИОДИЧЕСКОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ МАЗЕРОВ

МЕТАНОЛА II КЛАССА

Особый интерес представляет выяснение причины периодической переменности, которая обнаружена в ряде ярких метанольных мазеров II класса. Мы предполагаем, что периодическая переменность может быть объяснена вариациями температуры пыли в аккреционном диске вокруг молодой двойной звездной системы с, по крайней мере, одним массивным компонентом.

Целью данной работы было исследование влияния покрытия массивного компонента двойной системы горячим газом, нагретым спиральной ударной волной в центральной области диска, на яркость метанольных мазеров II класса в аккреционном диске.

Расчеты показали, что оптическая толщина мазерных переходов, значительно изменяется во время покрытия массивного компонента горячим газом. При этом можно выделить три области диска, которые отличаются поведением во время покрытия. Область находится на расстояниях от 15 до 50 а. е. от центра диска. Вне покрытия переходов на 6.7 и 12.1 ГГц в области 1 отрицательна, то есть работает мазерное усиление (МУ). На 9.9 и 107 ГГц в этой области положительна, то есть МУ отсутствует. Во время покрытия поглощение на 107 ГГц сменяется МУ, а МУ на 6.7 и 12.1 ГГц возрастает, и тем сильнее, чем ниже вязкость вещества диска. При низкой вязкости на некоторых фазах покрытия МУ на 107 ГГц может сменяться поглощением. В случае высокой вязкости МУ на 107 ГГц во время покрытия только возрастает. Во время покрытия поглощение на 9.9 ГГц в области 1 возрастает тем сильнее, чем ниже вязкость вещества диска. Область 2 находится на 50 200 а. е. от центра диска.

В этой области 6.7, 12.1 и 107 ГГц во время покрытия меняет свой знак с положительного на отрицательный, а на 9.9 ГГц с отрицательного на положительный. Область 3 находится на 200 400 а. е.

от центра диска. В ней перехода на 6.7 ГГц ведет себя так же, как и в области 2. Отличие состоит в том, что 12.1 и 107 ГГц во время и вне покрытия в области 3 в основном положительна. На 9.9 ГГц вне покрытия отрицательна и МУ возрастает во время покрытия.

c Парфенов С. Ю., Соболев А. М.,

РАЗЛОЖЕНИЕ ГАМИЛЬТОНИАНА ПЛАНЕТНОЙ

ЗАДАЧИ В СИСТЕМЕ КООРДИНАТ ЯКОБИ

С ИСПОЛЬЗОВАНИЕМ ВТОРОЙ СИСТЕМЫ

ЭЛЕМЕНТОВ ПУАНКАРЕ

Представлен алгоритм разложения гамильтониана планетной задачи в ряд Пуассона. Гамильтониан записан в системе координат Якоби, которая предпочтительна при исследовании динамической эволюции планетных систем. Используется вторая система элементов Пуанкаре, что позволяет упростить угловую часть разложения.

В этом случае явно определена только одна угловая переменная средняя долгота [1].

Разложение гамильтониана строится с использованием системы компьютерной алгебры Piranha [2]. Piranha новая, развивающаяся специализированная система, предназначенная для аналитических вычислений, в том числе при решении задач небесной механики. Для уменьшения числа слагаемых разложения, а также для экономии оперативной памяти и дискового пространства компьютера построение разложения ведется с использованием специальных функций небесной механики. В разложении присутствуют функции Бесселя, коэффициенты Лапласа и операторы Ньюкома. Планируется представить первые члены разложения гамильтониана четырехпланетной задачи, полученные с использованием этого алгоритма.

1. Субботин М. Ф. Введение в теоретическую астрономию. М. :

Наука, 1968.

2. Biscani F. The Piranha algebraic manipulator. 2009. P. 24.

arXiv:0907.2076v1.

c Перминов А. С., Кузнецов Э. Д.,

ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ И СПЕКТРАЛЬНЫЕ

НАБЛЮДЕНИЯ ПЕРЕМЕННЫХ ЗВЕЗД

ТИПА FK COMAE

В работе представлены результаты фотометрических и спектральных наблюдений для двух звезд типа FK Com. Для звезды FK Comae получена кривая блеска, на основании которой построена карта поверхностных температурных неоднородностей. По карте определено положение активной долготы. Полученный результат согласуется с данными, опубликованными ранее, и, по-видимому, указывает на продолжение тренда перемещения активной долготы, обнаруженного ранее в работах других авторов. По спектральным наблюдениям получены профили линий бальмеровской серии для звезды FK Comae и V1794 Cygni c Пузин В. Б.,

ОЦЕНИВАНИЕ ВЛИЯНИЯ ВОЗМУЩАЮЩИХ

УСКОРЕНИЙ В УРАВНЕНИЯХ ДВИЖЕНИЯ АСЗ

НА ТОЧНОСТЬ ПОСТРОЕНИЯ

ДОВЕРИТЕЛЬНЫХ ОБЛАСТЕЙ

В работе приводится полное алгоритмическое описание способа, позволяющего анализировать модели движения астероидов при построении доверительных областей. Выбор модели этим способом, в отличие от традиционно применяемых способов, тесно связывается с размерами доверительных областей и смещениями НК-оценок параметров номинальных орбит, определяемых для разных (альтернативных) моделей движения исследуемого объекта. Рассмотрены варианты способа как в линейной, так и в нелинейной постановке.

Основой способа является показатель, имеющий геометрически ясный и простой вид. Эффективность рассматриваемого способа показана для ряда астероидов, сближающихся с Землей. В проведенном исследовании модель движения включала в себя гравитационные возмущения от больших планет, Луны, Плутона, сжатия Земли и релятивистские эффекты от Солнца.

Работа выполнена при финансовой поддержке гранта РФФИ в рамках научного проекта № 12-02-00220-а.

c Самбаров Г. Е., Черницов А. М.,

ПРОГРАММНЫЙ КОМПЛЕКС ЭРОС

НОВЫЙ ИНСТРУМЕНТ АСТРОМЕТРИЧЕСКОЙ

И НЕБЕСНО-МЕХАНИЧЕСКОЙ ПОДДЕРЖКИ

ПОЗИЦИОННЫХ НАБЛЮДЕНИЙ

Процедура подготовки к проведению позиционных наблюдений трудоемкая задача, требующая наличия многофункционального программного обеспечения. Начиная от выбора объектов для исследования и заканчивая формированием программы наблюдений каждый этап требует времени и вдумчивого подхода.

Программный комплекс EROS (Ephemeris Researches and Observation Services) призван упростить и автоматизировать все этапы подготовки к позиционным наблюдениям. Модульная структура ЭРОСа позволяет пользователю решать как отдельные задачи, так и весь комплекс работ в целом. В данной работе описываются концепция программного продукта, а также реализация алгоритмов основных структурных элементов ЭРОСа.

Программный комплекс ЭРОС позволит решать следующие задачи:

• вычисление продолжительности ночи (сумерек) по дате наблюдений;

• вычисление условий видимости конкретного объекта (поиск объекта);

• выдачу списка объектов, пригодных для наблюдений на заданную ночь;

• расчет эфемерид, в том числе обзорных эфемерид (для объектов с плохо определенной орбитой);

• составление программы наблюдений на основе пользовательских настроек (с учетом калибровочных снимков);

• синхронизацию базы данных наблюдений с базой MPC, улучшение элементов орбит и автоматическое обновление собственного каталога элементов орбит астероидов и пр.

c Скрипниченко П. В., Галушина Т. Ю.,

ИССЛЕДОВАНИЯ СОСТАВЛЯЮЩИХ ЮЖНОЙ

ПОЛЯРНОЙ СТРАТОСФЕРЫ НА ОСНОВЕ

СПЕКТРОСКОПИИ ВЫСОКОГО РАЗРЕШЕНИЯ

ПОВЕРХНОСТИ ЛУНЫ В ТЕНИ ЗЕМЛИ

В работе обсуждаются результаты спектральных измерений с высоким разрешением элемента поверхности Луны во время полного лунного затмения 10 декабря 2011 г., проведенных с 1.2-м телескопом Коуровской обсерватории. Геометрия явления аналогична космическим лимбовым экспериментам, где роль измеряющего спутника играет Луна. Это позволяет выделять отдельные слои стратосферы над местностью, удаленной на тысячи километров от пункта наблюдения (над Антарктидой).

В полученных спектрах выделены линии и широкие полосы поглощения ряда атмосферных компонент. Линии газов с известным пространственным распределением кислорода O2 и тетракислорода O4 используются для определения эффективных траекторий распространения излучения, полосы других газов O3, NO2, H2 O для определения содержания этих газов вдоль траектории. Полное описание и результаты эксперимента описаны в [1].

Работа выполнена при поддержке гранта РФФИ 12-05-00501, а также ФЦП Исследования и разработки по приоритетным направлениям развития научно-технологического комплекса России на 2007 2012 годы (контракт 16.518.11.7074).

1. Ugolnikov O. S., Punanova A. F., Krushinsky V. V. Trajectory retrieval and component investigations of the southern polar stratosphere based on high-resolution spectroscopy of the totally eclipsed moon surface // J. Quant. Spectrosc. Radiat. Transfer. 2013.

Vol. 116. P. 67.

c Угольников О. С., Пунанова А. Ф., Крушинский В. В.,

ПОЛИЦИКЛИЧЕСКИЕ АРОМАТИЧЕСКИЕ

УГЛЕВОДОРОДЫ (ПАУ) ВО ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИХ

КОМПЛЕКСАХ HII

ПАУ являются наименьшими компонентами пылевой составляющей межзвездной среды, однако, несмотря на малость размеров, играют большую роль в различных физических и химических процессах. Также ПАУ используются в качестве диагностического инструмента для оценки физических параметров различных объектов, к примеру комплексов HII. Статистический подход к изучению свойств излучения ПАУ и других характеристик комплексов HII может дать информацию о том, какие факторы влияют на содержание ПАУ. Одним из таких факторов является металличность среды: доля ПАУ в общей массе пыли растет с увеличением металличности. Исследования показывают, что такая корреляция носит локальный характер и обусловлена различием физических параметров в средах с разной металличностью. Данная работа направлена на изучение того, как жесткость ультрафиолетового поля может влиять на содержание ПАУ, а также как данная величина меняется в процессе эволюции HII комплексов. Для решения вопроса привлекаются данные наблюдений в оптическом, инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах для более ста внегалактических комплексов HII. На основе наблюдений проведен анализ полученных корреляций между жесткостью межзвездного поля излучения, отношением потоков на 8 и 24 мкм и возрастом областей. Сделан вывод о том, что жесткость поля является наиболее важным фактором, определяющим содержание ПАУ в среде: при жестком поле ПАУ, очевидно, разрушаются энергичными фотонами с энергиями более 5 10 эВ. Также показано, что эволюционные эффекты могут оказывать влияние на содержание ПАУ: в процессе эволюции HII комплексов содержание ПАУ в целом уменьшается, при этом частично компенсируется разрушением более крупных пылинок, излучающих на 24 мкм.

c Храмцова М. С., Санкт-Петербургский государственный университет

ТОЧНОСТЬ ПРЕДСТАВЛЕНИЯ ГЕОПОТЕНЦИАЛА

И ЕГО ГРАДИЕНТА

В ОКОЛОЗЕМНОМ ПРОСТРАНСТВЕ

На сегодняшний день существует множество высокоточных численных моделей геопотенциала. Его представляют отрезком ряда Лапласа по шаровым функциям. Параметрами модели выступают гармонические коэффициенты ряда Лапласа. Численные модели используются для представления не только самого геопотенциала, но и его градиента.

При прогнозировании движения различных объектов в околоземном пространстве необходимо наиболее точное представление градиента геопотенциала. Любые расчеты на компьютерах ограничены точностью представления вещественных чисел. И отсюда возникает интересная задача оценить количество гармоник, влияющих на значение градиента геопотенциала в конкретной точке околоземного пространства при компьютерных расчетах.

Численные модели геопотенциала строятся на основе разнородных измерений. Естественно, что параметры модели, гармонические коэффициенты, известны лишь с какой-то точностью. Каждая модель представляет свои оценки погрешностей для гармонических коэффициентов. Интересно оценить внутреннюю точность представления геопотенциала и его градиента в околоземном пространстве для разных моделей.

Работа выполнена при финансовой поддержке Программы проведения фундаментальных исследований СПбГУ по приоритетным направлениям (грант 6.37.110.2011) и РФФИ (грант 11-02-00232-а).

c Шайдулин В. Ш., Санкт-Петербургский государственный университет

ПЕРИОДИЧЕСКИЕ ОРБИТЫ

В ОБЩЕЙ ЗАДАЧЕ ТРЕХ ТЕЛ

В общей задаче трех тел равных масс с нулевым угловым моментом известны четыре периодические орбиты [1]: орбита Шубарта, S-орбита, орбита Мура и орбита Брука. Для этих орбит в моменты времени, кратные периоду (в том числе в начальный момент времени), центральное тело находится в центре масс тройной системы, ровно посередине между крайними телами. В данной работе проводился поиск новых периодических орбит, которые обладают тем же свойством.

Поиск новых орбит выполнялся в пространстве параметров (k, ), где k вириальный коэффициент (отношение кинетической энергии к модулю потенциальной энергии тройной системы), меняется в пределах k (0; 1); угол наклона вектора скорости центрального тела к отрезку прямой, проходящей через три тела, изменяется в пределах (0; /2). Параметры (k, ) задаются в начальный момент времени. Поиск осуществлялся путем сканирования области возможных значений параметров (k, ). Алгоритм поиска заключался в минимизации функционала, равного сумме квадратов разностей начальных и текущих значений координат и скоростей тел тройной системы.

В результате исследования было найдено около двадцати периодических орбит, в том числе четыре известные орбиты, упомянутые выше. Были построены траектории движения тел для новых орбит.

Среди найденных орбит присутствуют орбиты с периодами, кратными периодам известных ранее орбит.

1. Мартынова А. И., Орлов В. В., Рубинов А. В. Структура областей устойчивости неиерархических тройных систем // Астрон. журн. 2009. Т. 86. С. 765 777.

c Ясько П. П., Стендовые доклады

ПЯТЕННАЯ АКТИВНОСТЬ СИСТЕМЫ IN COM

НА ОСНОВЕ МНОГОЛЕТНИХ ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ

И СПЕКТРАЛЬНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ

Представлены результаты исследования фотометрической и спектральной активности звезды IN Com на основе наблюдений, полученных с 2003 по 2013 г. Расчеты запятненности показали, что фотометрическая переменность IN Com полностью описывается в рамках гипотезы среднеширотных пятен на широтах от 39 до 55.

Общая площадь пятен изменяется от 7 до 22 % полной поверхности звезды в разные годы. Разность температур спокойной фотосферы и пятен составляет 600 K. Анализ зависимости долговременной активности звезды от времени с 1983 по 2013 г. показал, что изменения среднего блеска, общей площади пятен и их средней широты показывают цикличность с характерными временами 7, 14 и 21 г. На интервалах времени 1986 1992 и 1994 2007 гг. наблюдается широтный дрейф пятен к экватору со скоростью от 1.0 до 1.3 /г. При этом происходит рост пощади пятен с уменьшением их широты, что аналогично солнечной диаграмме бабочек Маундера, обнаруженной ранее у ряда запятненных звезд.

Проведенные многолетние спектральные наблюдения IN Com с высоким разрешением (R = 20 000) в области линий H, H и He I 5 876 показали присутствие в линии H протяженной 2-компонентной эмиссии, границы которой могут достигать значений ±400 км/с. Параметры эмиссии показывают как переменность, обусловленную вращательной модуляцией с периодом вращения звезды, так и масштабную переменность на многолетней временной шкале.

Обнаруженная переменность параметров эмиссии H свидетельствует о тесной связи с фотополяриметрической активностью звезды, что позволяет нам связать многолетнюю спектральную переменность с циклами активности IN Com.

c Алексеев И. Ю., Козлова О. В., Кожевникова А. В., Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория PlanetPack: ПРОФЕССИОНАЛЬНЫЙ ПАКЕТ

ОБРАБОТКИ ДОПЛЕРОВСКИХ ВРЕМЕННЫХ РЯДОВ

ДЛЯ ЗАДАЧ ПОИСКА И ИССЛЕДОВАНИЯ

ВНЕСОЛНЕЧНЫХ ПЛАНЕТ

PlanetPack это новый профессиональный программный пакет обработки временных рядов доплеровской лучевой скорости, разработанный нами для облегчения и стандартизации задач поиска экзопланетных систем, определения и уточнения их характеристик, а также для первичного исследования их динамики.

Некоторые из алгоритмов обработки, доступных в PlanetPack:

1. Улучшенная подгонка модели экзопланетной системы на основе метода максимального правдоподобия, учитывающего наличие дрожания лучевой скорости.

2. Возможность подгонки не только невозмущенной (кеплеровской) модели системы, но и ньютоновой модели, учитывающей планетные возмущения.

3. Периодограммы, учитывающие упомянутое дрожание лучевой скорости, а также вероятные неточности базовой модели данных (т. н. рекурсивные или остаточные периодограммы).

4. Подгонка планетной модели с учетом автокоррелированного дрожания лучевой скорости ( красный шум ).

5. Различные аналитические и численные методы для решения задач по определению статистической значимости (шумовые уровни периодограмм, калибровка доверительных областей, сравнение альтернативных моделей).

PlanetPack написан практически на чистом языке С++ стандарта 1997/2003 гг. и может работать со всеми основными компьютерными платформами и операционными системами. Пакет регулярно обновляется. Доступен для загрузки по адресу http://sourceforge.net/projects/planetpack.

Работа поддержана РФФИ (проект 12-02-31119 мол_а) и программой Президиума РАН Нестационарные явления в объектах Вселенной.



Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |


Похожие работы:

«[Номера бюллетеней] [главная] Poccийcкaя Академия космонавтики имени К.Э.Циолковского Научно-культурный центр SETI Научный Совет по астрономии РАН Бюллетень Секция Поиски Внеземных цивилизаций НКЦ SETI N15–16/ 32–33 Содержание 15–16/32–33 1. Статьи 2. Информация январь – декабрь 2008 3. Рефераты 4. Хроника Е.С.Власова, 5. Приложения составители: Н.В.Дмитриева Л.М.Гиндилис редактор: компьютерная Е.С.Власова верстка: Москва [Вестник SETI №15–16/32–33] [главная] Содержание НОВОЕ РАДИОПОСЛАНИЕ К...»






 
2014 www.konferenciya.seluk.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Конференции, лекции»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.